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Gigante rojo

Diagrama de Hertzsprung-Russell Tipo espectral O B A F GRAMO K METRO L T enanas marrones enanas blancas enanas rojas Subenanas Secuencia principal ("enanos") Subgigantes Gigante...

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Una gigante roja es una estrella gigante luminosa de masa baja o intermedia (aproximadamente 0,3–8 masas solares ( M☉ )) en una fase tardía de evolución estelar . La atmósfera exterior es expandida y tenue, lo que hace que el radio sea grande y la temperatura superficial alrededor de 5000 K [K] (4700 °C; 8500 °F) o inferior. La apariencia de la gigante roja varía de blanco amarillento a naranja rojizo, incluyendo los tipos espectrales K y M, a veces G, pero también las estrellas de clase S y la mayoría de las estrellas de carbono .   

Las gigantes rojas varían en la forma en que generan energía:

Muchas de las estrellas brillantes más conocidas son gigantes rojas porque son luminosas y relativamente comunes. La estrella K0 RGB Arcturus se encuentra a 36 años luz de distancia, y Gacrux es la gigante de clase M más cercana, a 88 años luz.

Una gigante roja generalmente produce una nebulosa planetaria y se convierte en una enana blanca al final de su vida.

Características

Consulte el texto que aparece a continuación y la sección "El Sol como una gigante roja".
Ilustración que compara la estructura del Sol (izquierda) y su posible futuro como gigante roja (derecha; sin escala). El recuadro inferior derecho muestra una comparación de tamaños.

Una gigante roja es una estrella que ha agotado el suministro de hidrógeno en su núcleo y ha comenzado la fusión termonuclear de hidrógeno en una capa que rodea el núcleo. Tienen radios de decenas a cientos de veces mayores que el del Sol . Sin embargo, su envoltura exterior tiene una temperatura más baja, lo que les da un tono amarillo anaranjado. A pesar de la menor densidad de energía de su envoltura, las gigantes rojas son muchas veces más luminosas que el Sol debido a su gran tamaño. Las estrellas de la rama de las gigantes rojas tienen luminosidades de hasta casi tres mil veces la del Sol ( L☉ ); los tipos espectrales K o M tienen temperaturas superficiales de3.000–4.000 K  (en comparación con la temperatura de la fotosfera del Sol de casi6000  K ) y radios de hasta aproximadamente 200 veces el Sol ( R☉ ). Las estrellas de la rama horizontal son más calientes, con un rango pequeño de luminosidades alrededor de 75 L☉ . Las estrellas de la rama gigante asintótica varían desde luminosidades similares a las de las estrellas más brillantes de la rama gigante roja, hasta ser varias veces más luminosas al final de la fase de pulsación térmica. 

Entre las estrellas de la rama asintótica de gigantes se encuentran las estrellas de carbono de tipo CN y CR tardía, producidas cuando el carbono y otros elementos son transportados a la superficie en lo que se denomina un dragado . [ 4 ] El primer dragado ocurre durante la combustión de la capa de hidrógeno en la rama de gigantes rojas, pero no produce una gran abundancia de carbono en la superficie. El segundo, y a veces el tercer, dragado ocurre durante la combustión de la capa de helio en la rama asintótica de gigantes y transporta carbono a la superficie en estrellas suficientemente masivas.

El limbo estelar de una gigante roja no está claramente definido, contrariamente a su representación en muchas ilustraciones. Más bien, debido a la muy baja densidad de masa de la envoltura, estas estrellas carecen de una fotosfera bien definida , y el cuerpo de la estrella transiciona gradualmente a una " corona ". [ 5 ] Las gigantes rojas más frías tienen espectros complejos, con líneas moleculares , características de emisión y, a veces, máseres , particularmente de estrellas AGB con pulsaciones térmicas. [ 6 ] Las observaciones también han proporcionado evidencia de una cromosfera caliente sobre la fotosfera de las gigantes rojas, [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ] donde la investigación de los mecanismos de calentamiento para la formación de las cromosferas requiere simulaciones 3D de gigantes rojas. [ 10 ]

Otra característica destacable de las gigantes rojas es que, a diferencia de las estrellas similares al Sol cuyas fotosferas tienen un gran número de pequeñas células de convección ( gránulos solares ), las fotosferas de las gigantes rojas, así como las de las supergigantes rojas , tienen solo unas pocas células grandes, cuyas características causan las variaciones de brillo tan comunes en ambos tipos de estrellas. [ 11 ]

Evolución

consultar el texto
Esta imagen muestra la vida de una estrella similar al Sol , desde su nacimiento en el lado izquierdo del encuadre hasta su evolución en una gigante roja en el lado derecho después de miles de millones de años.

Las gigantes rojas evolucionan a partir de estrellas de la secuencia principal con masas en el rango de aproximadamente 0,3 M☉ a alrededor de 8 M☉ . [ 12 ] Cuando una estrella se forma inicialmente a partir de una nube molecular en colapso en el medio interestelar , contiene principalmente hidrógeno y helio, con cantidades traza de " metales " (en astrofísica, esto se refiere a todos los elementos que no son hidrógeno y helio). Todos estos elementos están mezclados uniformemente en toda la estrella. La estrella "entra" en la secuencia principal cuando su núcleo alcanza una temperatura (varios millones de kelvin ) lo suficientemente alta como para comenzar a fusionar hidrógeno-1 (el isótopo predominante) y establece el equilibrio hidrostático . (En astrofísica, la fusión estelar a menudo se denomina "combustión", y la fusión de hidrógeno a veces se denomina " combustión de hidrógeno "). A lo largo de su vida en la secuencia principal, la estrella fusiona lentamente el hidrógeno en el núcleo en helio; su vida en la secuencia principal termina cuando casi todo el hidrógeno en el núcleo se ha fusionado. Para el Sol, la vida útil de la secuencia principal es de aproximadamente 10 mil millones de años. Las estrellas más masivas consumen su combustible desproporcionadamente más rápido y, por lo tanto, tienen una vida útil más corta que las estrellas menos masivas. [ 13 ]   

Cuando la estrella ha agotado casi por completo el combustible de hidrógeno en su núcleo, la tasa de reacciones nucleares del núcleo disminuye, y por lo tanto también lo hacen la radiación y la presión térmica que genera el núcleo, que son las que sostienen a la estrella contra la contracción gravitacional . La estrella se contrae aún más, aumentando las presiones y, por lo tanto, las temperaturas en su interior (como describe la ley de los gases ideales ). Finalmente, una capa de "envoltura" alrededor del núcleo alcanza temperaturas suficientes para fusionar hidrógeno y, por lo tanto, generar su propia radiación y presión térmica, lo que "reinfla" las capas exteriores de la estrella y hace que se expandan. [ 14 ] La envoltura de combustión de hidrógeno da como resultado una situación que se ha descrito como el principio del espejo : cuando el núcleo dentro de la envoltura se contrae, las capas de la estrella fuera de la envoltura deben expandirse. Los procesos físicos detallados que causan esto son complejos. Aun así, el comportamiento es necesario para satisfacer la conservación simultánea de la energía gravitacional y térmica en una estrella con estructura de envoltura. El núcleo se contrae y se calienta debido a la falta de fusión, por lo que las capas exteriores de la estrella se expanden enormemente, absorbiendo la mayor parte de la energía adicional de la fusión de la envoltura. Este proceso de enfriamiento y expansión es la etapa de subgigante . Cuando la envoltura de la estrella se enfría lo suficiente, se vuelve convectiva , la estrella deja de expandirse, su luminosidad comienza a aumentar y asciende por la rama de gigante roja del diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R) . [ 13 ] [ 15 ]

Imagen de la estrella Mira A, observada desde la Tierra, captada por un telescopio espacial. Una nube de gas y polvo está iluminada por una luz blanquecina concentrada en el centro de la imagen; se aprecian algunos destellos azules y amarillos cerca del centro. Las nubes impiden la visión directa de la estrella y, dependiendo de su orientación, reciben luz de frente o de espaldas. Algunas de las densas nubes oscuras entre la estrella y el observador destacan por ocultar parcialmente la luz estelar. La imagen se oscurece rápidamente hacia los bordes a medida que las nubes absorben y dispersan la luz, volviéndose primero cada vez más tenue y rojiza, y cerca de los bordes, la imagen se torna prácticamente negra.
Mira A es una estrella vieja, que ya está desprendiendo sus capas exteriores al espacio.

La trayectoria evolutiva que sigue la estrella a medida que avanza por la rama de las gigantes rojas depende de la masa de la estrella. Para el Sol y las estrellas de menos de aproximadamente 2 M☉ [16 ] , el núcleo se volverá lo suficientemente denso como para que la presión de degeneración electrónica impida que colapse aún más. Una vez que el núcleo es degenerado , continuará calentándose hasta alcanzar una temperatura de aproximadamente 1 × 10 8  K , lo suficientemente caliente como para comenzar a fusionar helio en carbono mediante el proceso triple alfa . Una vez que el núcleo degenerado alcanza esta temperatura, todo el núcleo comenzará la fusión de helio casi simultáneamente en un llamado destello de helio . En estrellas más masivas, el núcleo en colapso alcanzará estas temperaturas antes de ser lo suficientemente denso como para ser degenerado, por lo que la fusión de helio comenzará mucho más suavemente y no producirá ningún destello de helio. [ 13 ] La fase de fusión de helio del núcleo en la vida de una estrella se llama rama horizontal en estrellas pobres en metales , llamada así porque estas estrellas se encuentran en una línea casi horizontal en el diagrama H-R de muchos cúmulos estelares. Las estrellas ricas en metales que fusionan helio se encuentran en el llamado cúmulo rojo en el diagrama H-R. [ 17 ]

Un proceso análogo ocurre cuando el helio del núcleo se agota y la estrella colapsa una vez más, lo que provoca que el helio en una envoltura comience a fusionarse. Al mismo tiempo, el hidrógeno puede comenzar a fusionarse en una envoltura justo fuera de la envoltura de helio en combustión. Esto coloca a la estrella en la rama gigante asintótica , una segunda fase de gigante roja. [ 18 ] La fusión del helio da como resultado la acumulación de un núcleo de carbono-oxígeno. Una estrella por debajo de aproximadamente 8 M ☉ nunca comenzará la fusión en su núcleo degenerado de carbono-oxígeno. [ 16 ] En cambio, al final de la fase de rama gigante asintótica, la estrella expulsará sus capas exteriores, formando una nebulosa planetaria con el núcleo de la estrella expuesto, convirtiéndose finalmente en una enana blanca . La expulsión de la masa exterior y la creación de una nebulosa planetaria finalmente terminan la fase de gigante roja de la evolución de la estrella. [ 13 ] La fase de gigante roja suele durar solo alrededor de mil millones de años en total para una estrella de masa solar, casi todo el cual se pasa en la rama de gigante roja. Las fases de rama horizontal y rama de gigante asintótica se desarrollan decenas de veces más rápido. 

Si la estrella tiene entre 0,2 y 0,5 M☉ , [ 16 ] las enanas rojas antes de M5V , son lo suficientemente masivas como para convertirse en una gigante roja, pero no tienen suficiente masa para iniciar la fusión del helio. [ 12 ] Estas estrellas "intermedias" se enfrían un poco y aumentan su luminosidad, pero nunca alcanzan la punta de la rama de las gigantes rojas y el destello del núcleo de helio. Cuando termina el ascenso de la rama de las gigantes rojas, expulsan sus capas exteriores de forma muy parecida a una estrella post-rama asintótica de gigantes y luego se convierten en una enana blanca. 

Estrellas que no se convierten en gigantes rojas

Las estrellas de masa muy baja son completamente convectivas [ 19 ] [ 20 ] y pueden continuar fusionando hidrógeno en helio durante hasta un billón de años [ 21 ] hasta que solo una pequeña fracción de la estrella entera sea hidrógeno. La luminosidad y la temperatura aumentan constantemente durante este tiempo, al igual que en las estrellas más masivas de la secuencia principal, pero la duración del proceso implica que la temperatura finalmente aumenta aproximadamente un 50 % y la luminosidad unas 10 veces. Finalmente, el nivel de helio aumenta hasta el punto en que la estrella deja de ser completamente convectiva y el hidrógeno restante atrapado en el núcleo se consume en solo unos pocos miles de millones de años más. Dependiendo de la masa, la temperatura y la luminosidad continúan aumentando durante un tiempo durante la combustión de la capa de hidrógeno; la estrella puede volverse más caliente que el Sol y decenas de veces más luminosa que cuando se formó, aunque todavía no tan luminosa como el Sol. Después de algunos miles de millones de años más, comienzan a volverse menos luminosas y más frías, aunque la combustión de la capa de hidrógeno continúa. Estas se convierten en enanas blancas de helio frías. [ 12 ]

Las estrellas de masa muy elevada se convierten en supergigantes que siguen una trayectoria evolutiva que las lleva de un lado a otro horizontalmente en el diagrama H–R, constituyendo en el extremo derecho las supergigantes rojas . Estas suelen terminar su vida como una supernova de tipo II . Las estrellas más masivas pueden convertirse en estrellas Wolf-Rayet sin llegar a ser gigantes ni supergigantes. [ 22 ] [ 23 ]

Planetas

Perspectivas de habitabilidad

Aunque tradicionalmente se ha sugerido que la evolución de una estrella hacia una gigante roja hará que su sistema planetario , si existe, sea inhabitable, algunas investigaciones sugieren que, durante la evolución de una estrella de 1 M☉ a lo largo de la rama de las gigantes rojas, podría albergar una zona habitable durante varios miles de millones de años a 2 unidades astronómicas (UA) hasta alrededor de 100 millones de años a A 9  UA de distancia, lo que quizás dé tiempo suficiente para que la vida se desarrolle en un mundo adecuado. Después de la etapa de gigante roja, para tal estrella habría una zona habitable entre7 y 22  UA durante mil millones de años adicionales. [ 24 ] Estudios posteriores han refinado este escenario, mostrando cómo para una estrella de 1 M ☉ la zona habitable dura desde 100 millones de años para un planeta con una órbita similar a la de Marte hasta 210 millones de años para uno que orbita a la distancia de Saturno al Sol, el tiempo máximo (370 millones de años) correspondiente para planetas que orbitan a la distancia de Júpiter . Sin embargo, los planetas que orbitan una estrella de 0,5 M ☉ en órbitas equivalentes a las de Júpiter y Saturno estarían en la zona habitable durante 5.800 millones de años y 2.100 millones de años, respectivamente; para estrellas más masivas que el Sol, los tiempos son considerablemente más cortos. [ 25 ]  

Agrandamiento de los planetas

Para 2023, se habían descubierto varios cientos de planetas gigantes alrededor de estrellas gigantes. [ 26 ] Sin embargo, estos planetas gigantes son más masivos que los planetas gigantes encontrados alrededor de estrellas de tipo solar. Esto podría deberse a que las estrellas gigantes son más masivas que el Sol (las estrellas menos masivas aún estarán en la secuencia principal y no se habrán convertido en gigantes) y se espera que las estrellas más masivas tengan planetas más masivos. Sin embargo, las masas de los planetas que se han encontrado alrededor de estrellas gigantes no se correlacionan con las masas de las estrellas; por lo tanto, los planetas podrían estar aumentando su masa durante la fase de gigante roja de las estrellas. El aumento de la masa planetaria podría deberse en parte a la acreción del viento estelar, aunque un efecto mucho mayor sería el desbordamiento del lóbulo de Roche, que causa transferencia de masa de la estrella al planeta cuando la gigante se expande hasta la distancia orbital del planeta. [ 27 ] (Se cree que un proceso similar en sistemas estelares múltiples es la causa de la mayoría de las novas y supernovas de tipo Ia ).

Ejemplos

Muchas de las estrellas brillantes más conocidas son gigantes rojas, debido a su luminosidad y relativa abundancia. La estrella variable de la rama de gigantes rojas Gacrux es la estrella gigante de clase M más cercana, a 88 años luz. [ 28 ] La estrella de la rama de gigantes rojas K1.5 Arcturus se encuentra a 36 años luz de distancia. [ 29 ]

Rama de gigantes rojas

Gigantes de matas rojas

Rama gigante asintótica

El Sol como una gigante roja

El Sol saldrá de la secuencia principal en aproximadamente 5 mil millones de años y comenzará a convertirse en una gigante roja. [ 32 ] [ 33 ] Como gigante roja, el Sol crecerá tanto (más de 200 veces su radio actual : ~ 256 R ☉ ; ~ 1,2 UA  ) que engullirá a Mercurio , Venus y probablemente a la Tierra. Perderá el 38% de su masa al crecer y luego se contraerá para formar una enana blanca . [ 34 ]

Referencias

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